Pokroky matematiky, fyziky a astronomie

Pokroky matematiky, fyziky a astronomie

Miroslav Plavec Výbuchy v kometách a vznik meteorických rojů Pokroky matematiky, fyziky a astronomie, Vol. 2 (1957), No. 1, 91--104

Persistent URL: http://dml.cz/dmlcz/137162

Terms of use: © Jednota českých matematiků a fyziků, 1957 Institute of Mathematics of the Academy of Sciences of the Czech Republic provides access to digitized documents strictly for personal use. Each copy of any part of this document must contain these Terms of use. This paper has been digitized, optimized for electronic delivery and stamped with digital signature within the project DML-CZ: The Czech Digital Mathematics Library http://project.dml.cz

vrstvy hustšího prostředí, které se rozpíná do řidšího, odvodil tvary „chobotovitých" mlhovin. . _ Dynamika mezihvězdné hmoty, která je nejmladším odvětvím výzkumu v astrófysiee, bude mít v nejbližších letech velký význam při objasňováni některých procesů, spojených se vznikem hvězd z mezihvězdné hmoty.

MIROSLAV PLAVEC (Astronomický ústav ČSAV)

VÝBUCHY V KOMETÁCH A VZNIK METEORICKÝCH BOJtT Tento článek volné navazuje na článek Ďr V. Vanýska-yyFysikální struktura komet", uveřejněný % tomto časopise, roč. I (1956), č. 2, str. 156 a d. Prosím čtenáře, aby si podle možnosti dříve pročetl Článek Vá­ nýskuvy z něhož, pokud jde o některé základní poznatky o kometách, vycházím. M. P.

R. 1927 objevil Schwassmann-Wachmann kometu, která upoutala pozornost tím, že její dráha se podstatně liší od typické dráhy komety. Normální dráha komet je elipsa o velmi značné výstřednosti, mnohdy nerozeznatelná od paraboly. Nově obje­ vená kometa však měla výstřednost jen 0,135, takže její dráha je poměrně blízká knižnici. Obíhá v periodě 16,4 let v oblasti mezi Jupiterem a Saturnem; v perihelu je vzdálena od Slunce 5,5 astronomických jednotek, v afelu 7,4. Velmi záhy se však objevila jiná, ještě pozoruhodnější anomálie komety SchwassmannWachmannovy: kometa mění čas od času prudce svou jasnost, je známo, že jasnost komet velmi výrazně závisí na vzdálenosti od Slunce; obvykle se dá intensita jejich zá­ ření vyjádřit empiricky vzorcem / == IQŤ-* d—\ kde r je vzdálenost od Slunce a expo­ nent n mívá hodnoty mezi 2 až 8, nejčastěji kolem 4, a d je vzdálenost od Země. Jestliže však tento vzorec aplikujeme na jasnost komety Schwassmann-Wachmannovy, ukáže se, že by její jasnost měla kolísat velmi povlovně v rozmezí asi 1,5 hvězdné velikosti. Ve skutečnosti se však pozoruji prudké výkyvy až o 5 hvězdných velikostí, což odpovídá, poměru intensit 1 :100. Tak na př. r. 1933 měla dne 5. ledna kometa jasnost 17 m , ale 20. ledna již 12,5m, 24. ledna 12 m , načež se během února a března pozvolna vracela k pů­ vodní jasnosti. Za 12 let bylo takových výbuchů pozorováno 11. Byla vyslovena domněnka, že prudký vzrůst jasnosti'komety Schwassmann-Wachmannovy je způsoben účinkem aktivních center na Slunci. Nejspolehlivější analysu provedl N. Richter ze Sonnebergu. Na osmi vzplanutích jasnosti koniety z let 1939—1950 ukázal zřetelnou korelaci mezi výbuchy komety a pozemskými magnetickými bouřemi. Je známo, žé magnetické bouře jsou způsobeny proudem elektricky nabitých korpuskulí,; vyvržených z aktivních center na Slunci. Richter upozorňuje, že ve všech případech byla kometa "blízko oposice, t. j. týž proud korpuskulí mohl zasáhnout Žeiňi i kometu. Richter z časovéto posunutí mezi magnetickou bouří a odpovídajícími výbuchem odvodil rychlost korpuskulí na 750—1000 km/s, což velmi dobře souhlasí s rychlostmi, které byly odvozeny z opož­ děni pozemských jevů oproti Slunečním erupcím. Všeobecně se soudilo, že kometa Schwassmann-Wachmannova je svými výbuchy výjimkou mezi kometami. .Ale v novější práci Richter [1] ukázal, že náhlá vzplanutí jasnosti u komet nejsou vzácností. Studoval 358 komet z let 1880—1947 á-našel 12 za91

ručených případů, kdy došlo k výbuchu. Čtenáři se to jistě bude zdát nepatrné procento* •Je však třeba uvážit, že celý výbuch proběhne většinou v několika málo dnech a vlastni prudké stoupnutí jasnosti se odehraje často během několika hodin. Uvážíme-li, že vzhle­ dem k nepříznivé poloze, denní době, počasí atd. můžeme komety pozorovat poměrně velmi mezerovitě, pak musíme předpokládat, že výbuchy nemusí být příliš vzácné. Richter ovšem podotýká, že i tak zřejmě jen některé komety mají sklon k výbuchům, protože na př. Halleyova kometa byla r. 1910 středem stálé pozornosti a žádné náznaky prudkých změn jasnosti se neobjevily. Pro rozpoznání fysikální podstaty a příčin výbuchů je velmi důležité pozorování,, které vykonali na kometě Ponsově-Brooksově Můller a Vogel v Postupimi. Kometa Ponsova-Brooksova je co do dráhy sesterskou kometou komety Halleyovy, liší se však od ní právě tím, že jeví nápadný sklon k prudkým změnám jasnosti. Dne 1. ledna 1884 v 5h 47m měřil Můller fotometrem jasnost komety. Kometa se jevila jako difusní obláček,, uprostřed zhuštěný, ale bez zřetelného jádra; její jasnost byla asi 8,2m. Ale když Můller v lh 20"1 prováděl druhé pozorováni, byl velrni překvapen změněným vzhledem komety. Místo neurčitého středového zhuštění viděl zcela ostré,/bodové jádro, takže se zprvu domníval, že kometa přechází před nějakou hvězdou. V průběhu hodiny jasnost jádra ještě zvolna stoupala a v Sh 07m byla o l,3 m větší než před necelými třemi hodinami. Pak začal pozvolný pokles jasnosti, pomalejší než vzestup. Ještě zajímavější je pozorování Vogelovo, který se zabýval spektroskopickým zkou­ máním komety. V 6* 15m bylo spektrum komety celkem shodné s předcházejícími dny. Difusní hlava komety dávala charakteristické emisní pásové spektrum molekul plynu,, centrální zhuštěnina jevila dosti jasně spojité spektrum. Upozorněn Múllerem, opakoval pozorování v 8A20"1. Při pohledu bez $pektróskopu bylo jádro už zase změněno; namísto bodové hvězdy tu byl nyní jasný kotouček, asi tak jako se jeví v dalekohledu planeta Uran. Kotouček jevil velmi výrazné spojité spektrum. V 9*03"*, kdy už jasnost jádra klesala, bylo již opět větši, ale kotouček byl na okrajích méně ostrý. Rychlost rozpínání jádra byla v této poslední pozorované fázi podle mikrometrických měřeni asi 1 km/s. Pokud nám pozorování dovolují soudit, bývá průběh výbuchů komet patrně vždy přibližně týž. Schematicky jej ukazuje obr. 1, převzatý z Richtrovy práce. Uvnitř di­ fusní komy se náhle vytvoří jasné bodové jádro, jež se rychle rozpíná, mění v difusní kotouček, který postupně přechází v difusní obláček, kterým byla hlava komety na po­ čátku. Jádro, má přitom vysloveně spojité spektrum. Prudké zvýšení jasnosti proběhne během několika hodin, v krajním případě v několika málo dnech, kdežto pokles jasnosti je pozvolnější. Přírůstek jasnosti činí obvykle 2m—5m, někdy až 8m, což je ohromný poměr intensit 1600 : í. Vzhledem k tomuto prudkému vzestupu jasnosti, rychlému průběhu dějů a k radikální změně vzhledu komety je nutno soudit, že v jádru komety dojde k nějakému výbuchu. Protože se pak vytvoří kotouček, jenž se rychle rozpíná, je zřejmě vyvržena určitá hmota do prostoru. Protože pak je spektrum vysloveně spojité, jsou zřejmě vyvrženy především drobné pevné částečky, nikoli plýň. 1. jak vysvětlit výbuchy komet? Je tedy třeba hledat vhodný fysikální děj a jeho příčiny. Richter uvažuje několik mož­ ností. První z nich je srážka. Srážka dvou větších meziplanetárních těles by určitě měla povahu katastrofy. Již při srážce dvou balvanů relativní rychlostí 4 km/s dojde k explosi tak mohutné, jako kdyby obě tělesa byla složena z nitroglycerinu. Ve skutečnosti by obecně relativní rychlost při srážce jádra komety na př. s velkým meteoritem byla značně větši, řádově několik 92

desítek km/s. Následky takové srážky vlastně ani nemůžeme dobře předvídat. Naproti tomu je však zřejmé, že při nepatrné hustotě větších těles v meaplanetárním prostoru je taková srážka krajně nepravděpodobná, Rozhodujfcím argumentem — který Richter přehlédl — je však podle mého mínění ta okotoos^ fejm určité komety (SchwassmannWachmann, Pons-Brooks, Holmes) jeví sBon k výtodxiai. Nehf samozřejmě příčiny, proč jen jistá kategorie komet by se poměrně teto ,mÉIa srážet na různých místech dráhy s meteority. Je zřejmé, že příčinu výbuchů musíme hledat uvnitř komet, i když ; samozřejmě popud k nim může přijít zvenčí. I tak je tu možné vysvětlení srážkou, totiž srážkou těles" uvnitř komety samé. Mnozí ba­ datelé soudí, že jádro komety je soustava větUhft počtu skalních bloků nebo aspoň balvanů. Takový útvar je pak podoben kulové hvězdokupě. Je celkem zřejmé, že každá složka tohoto složitého jádra musí vykonávat periodický pohyb kolem spoječného těžiště. Neběží tu ovšem o jednoduchý pohyb p«>blému dvou téfica. I za poměrně jědnoxíitchých předpokladů o rozdělení hustoty v laiW4;l-V&edofcapě flašh Stromgren a v polední době Kurth, že dráhy jednotlivých těk> j*oú složité fcfivky, větSinon efipsy s rychle proměnnou polohou hlavní osy. PředpoJdádatác^B, že jádro kottw*Xnebp snad alespoň některé kategorie komet) má strukturu podbb.aps kulové hvěixkktí^mšítXBC očekávat, že čas od času dojde ke srážce dvou baJyqr.uV &fojflnfrh bloků. í ^ pfedrx>kládat (aSooli bezpečných důkazů pro to zatím neroitoe^ .ž£ při relativní rpriíiiasji asi 200 m/sec vzniknou při srážce dvou skal o průměru 100ffiútómky nejrůzněji veBkDSti až po drODhý prach; při vzrůstající relativní rychlosti b u ^ j p * ^ ^ počet.Qejd.robnějš^ vzrůstat. Ukážeme dále, že prudký vzrůst jaťBpsti lze dobře vysvířBt, |rfe<|pbktóáánie-li že jsou vyvrhovány hlavně drobné meto6Qr: t jsetebridcý prac& (pib kpfi představu čtenáře řekněme částice milimetrových tazSírů a menší). Musíme tedy požadovat pa­ trně relativní rychlosti spíše vyšší než 200:jh/sec*

vгШ

Obr. 1. Schematický průběh výbuchu Itomeiy podle Richtera. x

) Rozuměj „hmotu" v užším fysikálním významu (hmota setrvačná, hmota tíhová), nikoli ve smyslu chemickém (látka, umělá hmota a p.) nebo obecně fysikálním a filosofickém (mezihvězd­ ná hmota, hmota jako objektivní realita a p.). česká terminologie není v tomto směru dosuďstabilisována. V jiných statích se používá termínu „massa". Pozn. red. 93

Právě tento požadavek však činí vysvětlení výbuchu vnitřní srážkou nepravděpodob­ 1 ným. Komety jsou co do hmoty ) malá tělesa. Odhadneme-li, že průměrná kometa má 10 hmotu asi 10~ hmoty Země, což 17 je 6 • 10 g, budeme spíše ještě blíže horní hranici. Ale již i při této hmotě má pak kometa nepatrnou vlastní přitažlivost. Úniková rych­ lost2) ve vzdálenosti 1 km od těžiště je pouze 9 m/s, ve vzdálenosti 10 km jen 3 m/s. Balvany, jež jsou částí jádra, obíhají tedy kolem tě­ žiště rychlostí nižší než uvedená čísla; pak je ovšem relativní rych­ lost srážek menší než 10 % poža­ dované nejnižší hodnoty. Je tedy správnější, hledat v kometě jiné síly než mechanické povahy, jež by mohly způsobit výbuch. 2. Elektrické odpudivé síly

Obr. 2. Halleyova kometa v květnu 1910. a

Již Bessel a později Boss vys­ lovili domněnku, že v kometách mohou působit elektrické síly, jež sídlí v jádře a odpuzují drobné čás­ tice, čímž se může vytvářet koma kolem jádra a spoluvytvářet i ohon. Aby bylo možno tímto způsobem vysvětlit výbuchy komet, musíme předpokládat, že v kometě existují poměrně silná elektrostatická nebo elektromagnetická pole a že tato pole se mohou náhle změnit. Popud k tomu by patrně musil přijít zven­ čí a tu je nasnadě myslit na děje na Slunci. Dále však to znamená, že musíme předem v kometě očekávat existenci velkého množství drob­ ných částic. Protože se před výbu­ chem spektroskopicky neprojeví, jsou zřejmě rozptýleny nebo snad lpějí na povrchu větších balvanů, jež dohromady zase zaujímají patr­ ně jen nepatrný prostor v hlavě komety. Samy v určitém malém prostoru bez přítomnosti větších t žles soustředěny být nemohou, pro­ tože lze sotva najít sílu, která by je mohla udržet pohromadě. Kdyby

) Rychlost potřebná k tomu, aby se těleso vymanilo („uniklo") z gravitačního pole mateřského objektu (planety, komety, hvězdy). 94

prachové částice byly rozptýleny v rozsáhlejších oblastech hlavy komety* musili bychom požadovat, aby elektrické pole v jádru komety částice nejdříve koncentrovalo a pak roz­ ptýlilo. Tato domněnka naráží na problém, proč by se náhle měla změnit polarita pole. Navíc odporuje pozorování: chováni komety před výbuchem nikdy neukazuje postup­ nou koncentraci do středu a zmenšování takto vytvořeného jádra; proces začíná tfnvže se uvnitř difusni komy náhle utvoří jasné, bodové jádro, jež se rozpíná. Tak tedy pro vy­ světlení dektrickými odpudivými silami musíme asi požadovat, aby prachové částice už v kometě byly a aby lpěly na povrchu velkých balvanů či podobně. Dále ovšem musíme požadovat, aby prachové částice byly elektricky nabity. Richter soudí, že fotoelektrický efekt krátkovlnného záření může způsobit nabití drobných pev­ ných částic. Rozbor této otázky zatím nikdo neprovedl. Je zřejmé, že tento pokus o výklad příčin výbuchů komet naráží na to, že celá řada problémů není vyřešena. Existuje v kometě elektrické nebo elektromagnetické pole a je dostatečně silné? Jsou tu drobné meičojy dekmeky nabité? Jaký je vtiv Sluncr na toto pole ? Všechny tyto okolnosti nás vedou k tomu, abychom hledali jiný výklad výbuchů*). 3. Whippleův model komety z prachu a ledu R. 1955 se problémem výbuchů s jiného hlediska xifaýval C k , Whitney z Harvardovy observatoře v USA[2]. Jeho práce má oproti Richterově objeviteJské prácrtu přednost, že se pokouší některé otázky řešit J^rantitativně. V ^ že materiál, který tvoří expandující jádro,-.jsou pnu±tov& částice, jeVsvtó CK.fražcným světlem slunečním. -~ Whitney předpokládá, že všechny vyvržené částice mají týž poloměr s. Z pozorova­ ného vzrůstu jasnosti je pak možno odvodit jejich celkový počet N f , Protože pfi výběhu vzroste jasnost komety v poměru 1 :10 až 1':1000, jz& původní z á ř ^ komety (tedy hlavně záření plynů v korně) zanedbat a předpokládat, že v maximu jasnostivšechno záření přichází od vyvržených prachových částic. Pak je počet těchto částw? dáa prostě poměrem celkové intensity záření komety v maximu ^j# k záření, které vyšili jediná částice Js. Máme tedy J* . • .•...••-•• :• a přejdeme-li od poměru intensit k rozdílu hvězdných tříd podle známého vztahu fu m — mjf = 2 , 5 1 o g - ^ - j •

dostaneme konečně

-

/

«

•

•

• .

.

\

• \ Ns = l(fiMms-mM)

m

Odtud pak plyne celková hmota vyvržených částic Aíj = — n Ns

Q

5*,

kde g je průměrná hustota částice. Hodnotu «, určuje Whitney z geometrických poměrů pro každý výbuch tak, že podle vzdáleností komety od Slunce a Zlemě vypočte, jakou jasnost by v onom místě měla planetka Ceres, o jejímž povrchu se celkem dobře můžeme *) Práce Poloskova,JDobrovolského a Biermanna, ač neřeší problém úplně, vedou k zá­ věrům, že elektrické pole v kometách nemůže pronikavě působit na meteory či na povrchové častíce. .

95

domnívat, že má stejné odrážecí schopnosti (albedo) jako meteory. Protože z pozorování plyne, že ve vzdálenosti 1 od Slunce i od Země by měla Ceres hvězdnou velikost 3,7m a že její poloměr je 385 km, lze snadno vypočítat hvězdnou velikost částice o poloměru s. _3 Za předpokladu, že všechny vyvržené částice mají poloměr s = 1 0 cm, odvodil, Whitney pro průměrný výbuch, že celková vyvržená hmota je asi 5 • 1012 g; při s = = 10~4 cm vyjde Ms = 5 • 10 11 g. Odtud je možno také odvodit celkovou kinetickou energii vyvržených částic. Pozorované rychlosti rozpínání jádra byly povětšině řádově 102 m/s, jen ojediněle překročily 1 km/s; hodnota 7 km/s, odvozená pro jednu fázi vý­ buchu Holmesovy komety r. 1893, je dosti pochybná. Předpokládáme-li tedy průměrnou rychlost 0,8 km/s, vyjde celková kinetická energie v prvním případě 3 • 1022 erg, ve druhém 3 • 1021 erg.

Obr. 3. Finslerova kometa z r. 1937.

96

Jak získá kometa tuto energii? Jak již bylo řečeno, ukázal Richter pro kometu Schwassmann-Wachmannovu, že její vzplanutí jsou v úzké korelaci s ději na Slunci a dokazuje, že k výbuchu dochází tehdy, když ke kometě dospějí nabité korpuskule, vyvržené ze Slunce. Whitney však 8 poukazuje na to, že hustota takového proudu korpuskulí je asi 10*-—10 částic na cm* v místě Země; jsou-H to protony, vede toto číslo k toku energie jen nejvýše 500 erg/cm^. Ale sluneční elektromagnetické záření dává tok na Zemi přes 10* erg na cnA. Ve vzdá­ lenosti komety Schwassmann-Wachmannovy jsou obě hodnoty příslušně redukovány podle zákona o čtverci vzdálenosti, ale jejich poměr zůstává týž. Je tedy zřejmé, že relativně nevelké kolísání toku slunečního záření by mohlo mít větší vliv než korpuskulární částice; je spíše možné, že sluneční erupce a vyvrhování korpuskulí může jaksi uvést do chodu proces, který vede k výbuchu, ale vlastní síla musí být jiná. Ve vzdále­ nosti šesti astronomických jednotek od Slunce dostává kometa Schwassmann-Wachmannova za vteřinu celkem 6 • 1018 erg elektromagnetického záření, předpokládáme-h, že má monolitní jádro o poloměru asi 70 km, jak vyplývá z některých úvah. Dále je možno usuzovat, že asi 90 % tohoto záření absorbuje. Pak tedy řádové během několika málo hodin absorbuje právě tolik energie, kolik je jí potřeba pro vyvržení částic při výbuchu. Tuto energii ovšem dostává stále a není trvale \t stadiu výbuchů, čili za nor­ málních okolností právě tato energie je zapotřebí k určité rovnováze a stabilitě. Jestliže by se příliv slunečního záření zvýšil, mohlo by dojít k výbuchu. Zvýšení může být skutečné nebo pravděpodobněji může být způsobeno vzrůstem absorpčních schopností {poklesem dbeda) komety. Whitney se odvolává na známý Whippleův model jádra komeiy. Whípple ve svých pracích r. 1951 vyslovil domněnku, že jádro komety je konglomerát meteorických částic a ledových krystalů vody, kysličníku uhličitého, čpavku a případně i dalších látek. Whitney soudí, že kometa Schwassmann-Wachmannova a patrně i ostatní komety, jež mají sklon k výbuchům, patří mezi mladé komety, jež podle Óorta obsahují mnoho ledu, a to i na povrchu jádra. Protože ve vzdálenosti 6 a. j . od Slunce je povrchová teplota komety asi 130° K, neodpařuje se žádná ze zmrzlých látek znatelně, až na metan. Mů­ žeme si představit, že na některých místech se metan odpaří a zůstává pod ním dosti tenká vrstva směsi meteorických částic a ledu neaktivních látek. Jestliže se však tato vrstva z nějakého důvodu zhroutí nebo je místním prudším odpařováním metanu rozrušena, pronikne sluneční záření dovnitř jádra a může způsobit prudké odpařování těkavějších plynů. Plyny, unikající thermickými rychlostmi^ strhnou s-sebou meteorický materiál a dojde k pozorovanému výbuchu. Whippleův „ledový model" komety, ač vejmi odvážný, vysvětluje mnohá pozorování a je třeba mu věnovat pozornost. Pnjmeme-li jej, pak dosti logicky můžeme předpokládat nejrůznější porušení rovnováhy v kometách a různé úkazy, z nichž jedním mohou být popsané výbuchy. Je ovšem třeba říci. že Whippleova domněnka není prokázána a v její aplikaci na výbuchy komet je tolik hrubě nahozených úvah a představ, že $e současným stavem nemůžeme být spokojeni. . 4 Domněnka o chemických re^kddi Whitneyova práce přivedla dva další badatele na myšlenku, zda by snad qebyk> možno některé děje v kometách vysvětlit chemkltýini reakcemi, jež ^ mohly za určitých okol­ ností probíhat vehni prudce. .; * V práci, publikované r. 1956, Donn a Urey [3} poukazuji na jednu potíž Whitneyova výkladu kometárnfch výbuchů. Whitney, jak jsem řekl výše, předpokládá, že v určité isolované části jádra komety dojde k prudkému zahřátí a odpařování plynů, vzniklých 7

Pokroky matematiky

97

Obr. 4. Kometa Whipple—Fedtke—Tevzadze z r. 1943. Fotografoval Dr Bečvář na Štrbském Plese..

98

ze zmrzlých látek jako je metan. Donn a Urey ovšem poukazuji na to, že prudké odpařo­ vání samo nevede ještě k výbuchu; musí tu být jakýsi „kotel", ve kterém jsou plyny uzavřeny a jehož stěny mohou po určitou dobu snášet stoupající tlak.. Whippleův model jádra, složeného z beztvaré.směsi ledů a meteoru, sotva dává možnost předpokládat nějaký prostor s pevnějšími stěnami. Proto Donn a Urey soudí, že by výbuch bylo možno vysvětlit snad chemickými reakcemi. Soudí, že by postačilo předpokládat, že ve směsi, jež tvoří Jkometárni jádro, jsou také přítomny volné radikály jako CH, OH, N H a podobně. Laboratorní pokusy, prováděné zejména v poslední době, vedou k závěru, že takové radikály i za nízkých teplot mohou způsobit bouřlivé chemické reakce. Je na př. známo, že hydroxyl již při teplotě 77° K přechází v peroxyd vodíku U20^ který je velmi nestálý a jehož směsi se sloučeninami uhlíku jsou za vhodných podmínek vysoce explosivní. Donn a Urey soudí, že za vhodného složení jádra komety by mohlo dojít i k Určité řetězové chemické reakci, která by mohla zachvátit, podle okolností větší či menší část jádra. Jak již bylo řečeno výše, našel Richter úzký vztah mezi výbuchy komety Schwassmann-Wachmannovy a pozemskými magnetickými bouřemi a vysvětluje jej tak, že oboji je způsobeno proudy korpiiskuUrních částic ze Slunce. Whitney namítá, že energie těchto korpuskulí je nedostatečná. .Donn a Urey jsou toho názoru* že energie korpuskulí stačí k tomu, aby „zapálily" místní chemickou reakci, j£ž pak může přejít v mohutnější řetězovou reakci. Při výbuchu by podle nich měl být pozorován silný světelný záblesk, trvající ovšem jen řádově vteřiny. 5. Souvisí výbuchy komet se vznikem meteorických rojů? Zabýval jsem se nedávno výbuchy v kometách s nové}*o hlediska: jaké poznatky může výzkum výbuchů komet přinést pro meteorickou astronomu? [4) Z předchozích úvah vysvítá, že příčiny výbuchů v kometách nejsou ještě zcela jasné, že však lze dobře předpokládat, že prudký vzestup jasnosti komety způsobují mraky drobných částic, jež, vyvrženy z jádra, odrážejí sluneční záření. Na druhé straně je známo, že meteorické roje souvisí s kometami Meteorické roje jsou soubory drobných pevných částic, jež obíhají kolem Slunce ve drahách přibližně shodných; tvoří tedy jakési difusní eliptické prsteny. Dokáži v příštím článku, že neexistuje síla, jež by částice me­ teorického roje držela pohromadě. Meteorický roj tvoří uspořádaný systém částic prostě proto; že vnější síly neměly ještě dostatek časi^e rozptýlit. Z tohoto poznatku vyplývají dva důležité závěry: předně meteorické roje musí být útvary astronomicky mladé, za druhé musí mít společný vznik. Pozorování ukazuji, že mnohé meteorické roje se pohy­ bují ve drahách komet. Ukáži ve zvláštním článku, že přes některé odchylné názory lze mít za to, že meteorické roje se tvoří rozpadem komentárních jader. Jeden z procesů rozpadu komentárních jader — výbuchy — byl předmětem našeho zkoumání. Můžeme si tedy ihned položit otázku, zda yýíniebyv kc.jmctách nějak souvisí s tvořením meteorických rojů. Budeme si tedy nyní všímat ne sily, jež částice z komety vyvrhuje, nýbrž částic samých. V odst. 4 bylo uvedeno, že Whítney předpokládá, že víedmy l i y ^ mají stejný rozměr a uvažuj piachová m To jsou částice vesměs podstatně menší než ty, jež f& mohou projevit v naft s$n-*tféře jako me­ teory. Pro poredstavu můžeme uvést, í e pOcflé Watsona > )e vztah l í t ó hvězdnou ve­ : likostí meteoru m a j«ho poloměrem x ť ^;- v^ w = — 4,7 — 7,7 log*,

(1) m

Meteory jasnější než 5" můžeme pozorovat visuálně a až asi k meteorům 10 sahají 99

m

spolehlivá pozorování teleskopická a radioelektrická. Ale jasnosti 10 odpovídá asi 2 5 = 10— cm. Kdyby tedy Whitneovy předpoklady byly splněny, vyvrhovala by kometa při výbuchu pouze t. zv. meteorický prach. Je ovšem zřejmé, že Whitneyův předpoklad o tom, že všechny částice mají stejné rozměry, není udržitelný. Považuji za správnější předpokládat, 5 že ve vyvrženém oblaku jsou zastoupeny částice všech rozměrů mezi 10~ cm a 1 cm. Pro dolní mez mluví ta okolnost, že částice ještě menší jsou odpuzovány tlakem záření ze sluneční soustavy; meteory větší než 1 cm jsou pozorovány vzácně a nepochybně mohou být přítomny jen v nepatrném množství. Jaké však je rozdělení částic podle rozměrů? Můžeme usuzovat z pozorování meteorických rojů. Rozborem pozorování meteorického roje Drakonid jsem odvodil, že počet částic o poloměru mezi s a s + ds je dán vztahem

N(s)ds =

N(l)s~*ds,

(2)

kde IV (1) odpovídá poloměru 1 cm.

Obr. 5. Typická malá kometa: Periodická kometa Schaumasse, fotografovaná 1952. Kometa má jen komu, uprostřed zhuštěnou.

100

Dr Kresákem

v lednu

2

Tento rozdělovači zákon platí u Drakonid v obořu mezi 10— cm do 1 cm. O meteorech 2 menších než 10— cm nevíme nic. U ostatních meteorických rojů jsou spíše náznaky toho> že již pod 10—* cm roste počet drobných meteorů s klesajícím poloměrem mnohem po­ maleji, než jak vyžaduje napsaný zákon. Domníváme se, že je to znakem vyššího stáří. Známe totiž síly (na př. t. zv. Poyntmg-Robertsonův efekt), které se snaží oddělit drobné částice od větších [5]. Působením Poynting-Robertsonova efektu klesá spojitě s časemvelká poloosa a výstřednost dráhy meterou; rychlost poklesu je nepřímo úměrná polo­ měru meteoru. Následkem toho postupně vymizí z roje drobnější částice. U meteorického roje Drakonid máme několik důvodů domnívat se, že vznikl nedávno. Proto soudím, že rozdělení meteorů v něm může nejspíše být obrazem rozdělení meteori v oblaku, vyvrženém při výbuchu komety. Protože o rozdělení pro meteory slabší než: 1 0 - 2 cm nevíme nic, propočítal jsem dva předpoklady: v 1. V celém intervalu mezi 10—5 cm až 1 cm je rozdělení dáno zákonem

(2)

N(s)ds = N(l)s-*dsi 2

2. Tento zákon platí pouze v intervalu 1 ^> s ^> 10— cm, kdežto ve zbývajícím intervalu je JST(s)=konst. = .AT(10-2X (3) Označím-li M (1) hmotu4) meteoru O Í = 1 cm, bude celková hmota částic, vyvrže­ ných při výbuchu z komety, v případě 1.: i

M = jM(l)ssN(l)r^ds ÍO"

\

= M(l)N(l)]vilO!i

= ^4N(l)y

(4)

5

kam jsme dosadili M (1) = 4,19 g, což odpovídá hustotě meteoru rovné 1. Hodnota .AT (1) vyplývá z pozorované maximální jasnosti komety při vybuchuje (vyjádřenéhove hvězdných velikostech UHAJ). Označíme-li analogicky Jx a mx jasnost a hvězdnou velikost jednoho meteoru o $ = 1 cm, platí zřejmě 2

JM = / j ( l ) í i V ( l ) ^ d 5 , 10"

(5)

5

protože jasnost částice je úměrná odrážejícímu povrchu, t. j. roste se čtvercem polomenu Přechodem k hvězdným velikostem máme i

m M = m1 —2,51og/i\T(l).r- 2 d5. 10"

(6)

5

Odtud dostáváme logiV(l) = 0,4 K - m

M

] —5.

Rozborem^pěti^nejlépe^pozorovaných výbuchů se ukázalo, že hodnota m^ — WIM je u všechj.elkem^shodná, rovná v průměru 38. Je pak AT(1) = 1,5-10 1 0 a podle (4) M = 7-1011g. Pnjmeme-lTvšak druhýjpředpoklad o rozdělení částic, máme 4

) Viz pozn. v). 101

1

10"*

.м=/.щio-2:г.м(i)^ Ю" 5

10"

2

kde nyní IV (1) je definováno vztahem 1

ÍO-

2

log [ / N(l) s- ds + / AT(10-2) *2 ds] = 0,4 fa — mM] Sli

10"

a

2

10"

5

log 132 AT (1) = 0,4 fa — mM] — 2,12 . Odtud vyplývá JST(1) = 10 18 , Aí = 2 1 0 1 4 g . Odhaduje se, že malá kometa má celkovou hmotu řádově 1016 až 1016 g. Kdybychom přijali druhý předpoklad o rozdělení vyvržených částic podle poloměru, musili bychom tedy požadovat, aby jediným výbuchem ztratila kometa řádově 10 % celkové hmoty. To však odporuje pozorování, protože takový výbuch by se projevil změnou dráhy ko­ mety, což nebylo pozorováno; dále pak na př. kometa Schwassmann-Wachmannova prodělala již přes 10 pozorovaných výbuchů, aniž to nějak pronikavě rozrušilo celou její stavbu. Je tedy zřejmě správnější předpoklad, že v celém intervalu 1 > Í > 10- 5 cm platí zákon N (s) d$ = _V(1) sr* ds. Pak lze výbuch komety vysvětlit předpokladem, že je vy­ vrženo asi 7 • 1011 g drobných pevných částic. Převážnou část vyvrženého materiálu při tom tvoří meteorický prach. Protože řada pozorování visuálních i radioelektrických naznačuje, že v meteorických rojích je naopak drobných částic nedostatek, musíme před­ pokládat, že nějaká síla je z roje odstraní velmi brzo po vytvořeni roje. Poyntdng-Robertsonův efekt vyžaduje příliš dlouhé časové intervaly a zřejmě pro vysvětlení tohoto zjevu nestačí. Předpokládáme-li nyní, že všechny částice jsou z komety vyvrženy stejnou rychlostí a přijmeme-li pro tuto rychlost hodnotujyp,3 km/s, vyjde pro celkovou kinetickou energii hodnota řádu 1020 erg. Porovnání 8 meteorickým rojem Drakonid Abychom mohli posoudit, zda se oblak částic, vyvržených při výbuchu z komety, může chovat jako meteorický roj, kříží-li náhodou dráhu Země, vypočteme celkovou hmotu pozorovatelných meteorů (t. j . částic s s > 10-2 cm) v tomto oblaku: AÍVÍS =

f

M(l)N(l)s-1ds

10"-

= 2,9 • 1011 g . Kdyby tento oblak zaujímal týž prostor jako roj Drakonid, t. j . 6,6 • 108S cm8, byla by prostorová hustota 4,4 • 10—28 g • cm—8. To je přibližně, asi 10 % prostorové hustoty Drakonid. Drakonidy způsobily r. 1933 a 1946 neobyčejně intensivní meteorické deště, kdy hodinová frekvence meteorů pro jednoho pozorovatele dosáhla řádově až KPmet/hod. Je tedy zřejmé, že i při 10 % této hustoty by došlo k velmi význačné frekvenci meteorů. 102

Obr 6. Unikátní snímek meteoru, který se po výbuchu na konci dráhy rozpadl na dva kusy (dráha drobného odštěpku odbočuje pod stopu hlavní části). Fotografoval Z. Ceplecha. 103

Kdyby tedy oblak, vyvržený z komety při výbuchu, byl soustředěn do řádově téhož prostoru jako Drakonidy, tvořil by význačný meteorický roj^ 2 3 Lze však předpokládat, že meteorické částice se poměrně brzy (řádoví za 10 —10 let) rozptýlí do prostoru podstatně většího. Kdyby byly rozptýlený rovnoměrně do prostoru, 38 3 27 3 který zaujímají Perseidy (2,4 • 10 cm ), klesla by hustota na 10- g • cm— , byla by tedy rovna jen asi tisícině hustoty Perseid. Tak řídký roj už by nebyl pozorovatelný. Obecně by tedy jeden výbuch komety nemohl stačit k vytvořeni velkého meteorického roje. Uvažujme nyní skutečný roj, na př. Drakonidy. Podle mých výpočtů [4] je celková hmota meteorů do 10r-* cm řádově 1012 g. Ž několika důvodů soudíme, že Drakonidy jsou velmi mladý roj, který se patrně v současné době stále ještě tvoří. R. 1898 se totiž piateřská kometa roje, kometa Giac^biniova-Zirmeřova, přiblížila těsně k Jupitera, a to na pouhých 30 mil. km. Při takovémto přiblížení se značně změní dráha komety*, jak bylo skutečně výpočtem prokázáno [4,7]. Pro nás je však podstatné, že oblaky meteorů, pohybující se v blízkosti komety, by musily být rozptýleny, nebo aspoň uvrženy do drah odchylných od dráhy komety. Protože však pozorujeme nyní oblaky meteorů nedaleko od komety, jež mají dráhu téměř shodnou s ní, je zřejmé, že nemohly vzniknout před r. 1898. Jsou tedy dvě možnosti: bud vznikly při setkání s Jupiterem nebo po něm. V tomto článku &e budeme zabývat druhou možností. * Podle jedné z vážných domněnek p vzniku meteorických rojů se meteory odděluji ód komet ejekcemi, t. j. vyvinováním vlivem vnitřních sil. Skutečnost, že takové mo­ hutné ejekce — výbuchy — skutečně pozorujeme, podporuje samozřejmě tuto domněnku. U mateřské komety Drakonid nebyly výbuchy pozorovány, ukáži však, že vůbec neni potřebí požadovat tak mohutné síly, jaké působí při velkých výbušídi. Od. r. 1900 vykonala kometa Giacobiniova-Zinnerova 8 oběhů. Předpokládejme, že vyvrhpvala me­ teory stejnoměrně při každém oběhu; pak na jeden oběh připadá řádově 10 11 g meteorů. Rozborem pozorování Drakonid jsem dospěl k závěru, že rychlost částic vyvrhovaných z komety nebyla vyšší než 30 m/s [6J; z jiných úvah dospěl Jevdo vkimov [7] k hodnotfr 20 m/s, tedy shodné. Tedy celková kinetická energie meteorů, vyvržených za jeden oběh, by byla 5 • 10" erg. Uvažme však dále, že všechna energie potřebná k výbuchu komety se spotřebuje řádově během jednoho dne. Přijmeme-li však Whippleovu představu o slo­ žení jader komet, můžeme očekávat, že kometa je aktivní a vyvrhuje částice pokud je Slunci blíže než řekněme dvě astronomické jednotky. Pak totiž dochází k poměrně značnému zahřívání a může nastat silné odpařování ledů, při černit unikající plyn strhuje, s sebou meteory. Kometa Giacobiniova-Zinnerova je při každém oběhu po dobu 200 dní blíže Slunci než 2 a. j. Stačila by tedy spotřeba energie asi 2- 10 16 erg na den. To je řádově pouze 10—6 energie, potřebné k výbuchu. Můžeme tedy uzavřít: Tvoření meteorických' rojů vyžaduje síly mnohokrát slabší než ty, jež se uplatňují při výbuchu komet. Protože výbuchy nejsou zcela vzácné úkazy, je zřejmé, že mnohem méně mohutné ejekce, jež vedou k postupnému tvoření meteo­ rických rojů, mohou být daleko častějším zjevem. Podle mého míněni je tento poznatek značnou podporou domněnky, že meteorické roje se tvoří vyvrhováním meteorů z komet vnitřními silami. Literatura [1] [2] [3] [4] [5] [6] [7]

104

N. Richter, Astronomische Nachrichten, 277 (1949), 12. Ch. Whitney, Astrophysical Journal, 122 (1955), 190. B. Donn a H. C. Urey, Astrophysical Journal, 123 (1956), 339. M. Plavec, Vznik a raná vývojová stadia meteorických rojů, ČSAV, Praha, 1957. M. Plavec, Comptes Rendus, 231 (1950), 234. M. Plavec, Meteorsy Suppl. 2 to J. Atmosph. Terr. Phys. (1955), 168. J. V. Jevdovkimov, Astronomičeskij cirkuljar SSSR, 159 (1955).